Was versteht man unter der Geschwindigkeit eines Sterns?

Es ist ziemlich natürlich zu glauben, dass ein Stern Geschwindigkeit haben kann – es gibt keinen Grund, warum ein Stern sich nicht bewegen sollte. Das erste, was Sie wissen müssen, ist "Geschwindigkeit relativ zu was?" Sterne in unserer Galaxie befinden sich alle in einer Art Umlaufbahn um die Galaxie, sodass Sie über Geschwindigkeit in galaktischen Koordinaten sprechen können. Doppelsterne umkreisen einander, sodass Sie über ihre Geschwindigkeit im Schwerpunktsystem der Doppelsterne sprechen können. Das CMB definiert eindeutig ein weiteres Ruhesystem, zu dem Sie relativ messen könnten (insbesondere für extragalaktische Objekte, obwohl es schwierig ist, einzelne Sterne weit außerhalb unserer Galaxie zu sehen). Sie könnten auch den Geschwindigkeitsoffset von einer systemischen Geschwindigkeit messen, beispielsweise in einer anderen Galaxie, indem Sie die mittlere Bewegung aller anderen Sterne im System subtrahieren. Und viele weitere Optionen.

Wenn Sie einen Frame ausgewählt haben, wie messen Sie eigentlich die Geschwindigkeit? Nun, Sie können die Geschwindigkeit nur in einem Frame messen, dem Ihrer Ausrüstung (das Erreichen der Geschwindigkeit in einem anderen Frame ist dann nur eine Frage der Koordinatentransformation). Es gibt 3 Komponenten der Geschwindigkeit - zwei sind "in der Ebene des Himmels", diese zusammen werden als "Eigenbewegung" bezeichnet . Eine Eigenbewegung hat eine Größe (wie schnell) und einen Winkel, um eine Richtung in der Ebene des Himmels anzugeben (oder eine äquivalente Darstellung eines 2-Komponenten-Vektors). Die dritte befindet sich entlang der Sichtlinie und wird als "Sichtliniengeschwindigkeit" bezeichnet (technisch gesehen ist dies ein Skalar und sollte als Geschwindigkeit bezeichnet werden, denke ich). Die Geschwindigkeit wird auf diese Weise aufgeteilt, da die Komponenten sehr unterschiedlich gemessen werden.

Die Eigenbewegung ist in der Praxis bei weitem schwieriger zu messen. Theoretisch müssen Sie nur den Stern beobachten, um zu sehen, wie weit er sich in einem Zeitintervall bewegt, um eine Geschwindigkeit zu erhalten, aber das ist kompliziert, weil (1) Sie ein "stationäres" Referenzobjekt zum Messen benötigen und (2) sich die meisten Sterne bewegen sehr langsam, in Bezug auf den am Himmel zurückgelegten Winkel. Für eine stationäre Referenz ist jedes Objekt, das weit genug entfernt ist, in der Praxis stationär. Aber die meisten Dinge, die weit genug entfernt sind, sind Galaxien, und Galaxien sind "erweiterte Objekte" (im Gegensatz zu punktförmigen Sternen). Dies macht es schwierig, ihre genauen Positionen zu definieren. Quasaresind eine gute Wahl, sie sind sehr weit entfernt und punktförmig, aber etwas selten, daher ist nicht immer einer in der Nähe eines Sterns verfügbar, den man messen möchte. Normalerweise schaut man sich viele Sterne in der Nähe an und sucht nach einer Reihe von Sternen, die sich nicht relativ zueinander zu bewegen scheinen - dies sind die am weitesten entfernten Sterne im Feld, die "weit genug" sind als ihr Winkel Bewegung ist fast null. Relativ dazu kann dann die Eigenbewegung gemessen werden. Typische Eigenbewegungen einigermaßen naher Sterne werden in Millibogensekunden pro Jahr gemessen. Eine Millibogensekunde ist$\frac{1}{1.296\times10^{9}}$eines Kreises. Und da die Messung über ein Zeitintervall erfolgen muss, muss man sich bei der Interpretation der Messungen um die Bewegung der Erde um die Sonne ( Parallaxe ) und die Bewegung der Sonne durch die Galaxie kümmern . Die derzeit laufende Gaia-Mission soll eine Genauigkeit von etwa 24 Mikrobogensekunden haben . Bei dieser Genauigkeit ist der Witz, dass sich alles am Himmel bewegen wird. Dies ist nah genug an der Wahrheit, Gaia sollte in der Lage sein, eine richtige Bewegung für jeden Stern zu bekommen, den sie sehen kann (was beabsichtigt ist).$>10^9$von ihnen) - es wird ein ziemlich revolutionärer Datensatz sein. Der einzige Vorteil bei Eigenbewegungen ist, dass es einfach genug ist, viele Sterne auf einmal zu messen - machen Sie einfach gute Bilder desselben Himmelsstücks an verschiedenen Daten (idealerweise im Abstand von Jahren).

Sichtliniengeschwindigkeiten sind vergleichsweise viel einfacher zu erhalten. Alles, was benötigt wird, ist ein Spektrum des Sterns, das einige Absorptionslinienmerkmale aus der Sternatmosphäre zeigt. Man muss etwas vorsichtig sein, um kein spektrales Merkmal auszuwählen, zB aufgrund von Absorption durch ein Gas entlang der Sichtlinie. Sobald ein spektrales Merkmal identifiziert ist, messen Sie einfach die Wellenlänge und vergleichen Sie es mit der Restwellenlänge desselben Merkmals, das in einem Labor auf der Erde unter Verwendung der Dopplerverschiebung gemessen wurde, und Sie haben eine Sichtliniengeschwindigkeit. Die Genauigkeit wird hauptsächlich durch die Breite der Linie (je schärfer, desto besser) und die scheinbare Helligkeit des Sterns (einfacher, ein hochauflösendes Spektrum eines helleren Sterns zu erhalten) begrenzt. Der Nachteil ist, dass es schwieriger ist, eine große Anzahl von Sichtliniengeschwindigkeiten zu erhalten, da das Erhalten von Spektren bedeutet, Schlitze oder optische Fasern auf dem Feld zu platzieren, die für jede Belichtung angepasst werden müssen. Dies trifft mit der zunehmenden Verfügbarkeit von integralen Feldgeräten etwas weniger zu .

Angesichts der Tatsache, dass das Buch entwickelt wurde, um Amateurastronomen beizubringen, würde ich vermuten, dass sich der größte Teil des Buches auf Messungen bezieht, die in Bezug auf die Erde durchgeführt wurden. Jetzt können Sie die Geschwindigkeitskomponente entlang der Entfernungslinie zwischen dem Stern und der Erde messen, indem Sie den Dopplereffekt und die Adsorptionslinien für bestimmte Elemente verwenden (Messung der Adsorptionsspektren in einem Labor und des Sterns). Dies ist eine übliche Messung in der Astronomie und die einzige übliche, die mir einfällt, die die Geschwindigkeit betrifft. Daher denke ich, dass es fast sicher ist, dass dies die Geschwindigkeit ist, auf die es sich bezieht.